По сей день некоторые поклонники ждут «возвращения» короля поп-музыки Майкла Джексона и считают, что тайные похороны были мистификацией. Кстати, это почти повторение истории с Элвисом: продажи песен увеличились только после смерти звезды.
Рождение
Все начинается с молекулярного облака. Это огромные области межзвездного газа, достаточно плотного для образования молекул водорода.
Затем происходит событие. Это может быть вызвано ударной волной от близлежащей сверхновой или естественной динамикой внутри молекулярного облака. Но результат один и тот же: гравитационная нестабильность приводит к образованию центра тяжести где-то в облаке.
Поддаваясь притяжению, окружающая материя начинает вращаться вокруг этого центра и оседает на его поверхности. Постепенно формируется сбалансированное сферическое ядро с возрастающей температурой и яркостью — протозвезда.
Газопылевой диск вокруг протозвезды вращается все быстрее и быстрее из-за увеличения его плотности и массы, в нем сталкивается все больше и больше частиц, и температура постоянно повышается.
Как только температура достигает миллионов градусов, в центре протозвезды происходит первая термоядерная реакция. Два ядра водорода преодолевают кулоновский барьер и сливаются, образуя ядро гелия. Затем еще два ядра, затем еще два…. пока цепная реакция не достигнет всего диапазона, в котором температура позволяет синтезировать водород в гелий.
Затем энергия термоядерной реакции быстро достигает поверхности звезды и резко увеличивает ее яркость. Так протозвезда превращается в полноценную молодую звезду, когда у нее появляется достаточная масса.
Ни детства, ни отрочества, ни юности
Все протозвезды, которые нагреваются достаточно, чтобы запустить внутри себя термоядерную реакцию, затем переходят в более длительный и стабильный период, который длится около 90% их жизни.
Все, что происходит с ними на этой стадии, — это постепенное сгорание водорода в зоне термоядерной реакции. Буквальный «огонь жизни». Звезда нагревается очень медленно — за миллиарды лет — интенсивность термоядерных реакций будет расти, как и ее яркость, но не более.
Конечно, могут происходить события, ускоряющие звездную эволюцию — например, сближение или даже столкновение с другой звездой — но это не зависит от жизненного цикла отдельного светила.
Существуют также особые «умирающие» звезды, которые не могут достичь главной последовательности — другими словами, они не выдерживают внутреннего давления термоядерных реакций.
Это протозвезды с низкой массой (менее 0,0767 массы Солнца) — так называемые коричневые карлики. Из-за отсутствия гравитационного сжатия они теряют больше энергии, чем получают в результате слияния водорода. В конце концов, термоядерные реакции в ядрах этих звезд прекращаются, и все, что остается — это длительное, но неизбежное охлаждение.
Коричневый карлик в представлении художника / ©ESO/I. Crossfield/N. Райзингер
Неспокойная старость
В отличие от людей, наиболее активная и интересная фаза в «жизни» массивных звезд начинается ближе к концу их существования.
Дальнейшая эволюция каждой фотозвезды, достигшей конца главной последовательности, т.е. точки, в которой в центре звезды больше нет водорода для синтеза, напрямую зависит от ее массы и химического состава.
Чем меньше масса звезды в главной последовательности, тем дольше ее «жизнь» и тем менее грандиозным будет ее финал. Например, звезды с массой менее половины массы Солнца — так называемые красные карлики — никогда не «умирали» после Большого взрыва. Согласно расчетам и компьютерному моделированию, эти звезды могут безопасно сжигать водород в течение от десятков миллиардов до десятков триллионов лет из-за слабых термоядерных реакций, а в конце своего пути они, вероятно, погаснут, как коричневые карлики.
Звезды со средней массой от половины солнечной массы до десяти солнечных масс после сжигания водорода в центре способны сжигать самые тяжелые химические элементы в своем составе — сначала гелий, затем углерод, кислород и, по массе, вплоть до железа-56 (изотоп железа, который иногда называют «термоядерным пеплом»).
У таких звезд стадия, следующая за главной последовательностью, называется стадией красного гиганта. Начало реакций слияния гелия, затем слияния углерода и так далее, каждый раз приводит к значительной трансформации звезды.
В некотором смысле это смертельная буря. Звезда расширяется в сотни раз, становится красной, а затем снова сжимается. Яркость также меняется, увеличиваясь в тысячи раз, а затем снова уменьшаясь.
В конце этого процесса внешняя оболочка красного гиганта отпадает и образует впечатляющую планетарную туманность. В центре остается голое ядро — белый гелиевый карлик с массой примерно в два раза меньше солнечной и радиусом, примерно равным радиусу Земли.
Судьба белых карликов схожа с судьбой красных карликов: они тихо сгорают в течение миллиардов или триллионов лет, если поблизости нет звезды-компаньона, способной увеличить массу белого карлика.
По сей день некоторые поклонники ждут «возвращения» короля поп-музыки Майкла Джексона и считают, что тайные похороны были мистификацией. Кстати, это почти повторение истории с Элвисом: продажи песен увеличились только после смерти звезды.
Строительный материал
Для формирования звезды необходим огромный запас водорода, самого простого химического элемента во Вселенной. Молекула водорода состоит только из двух атомов, которые, в свою очередь, состоят из ядра с одним протоном. Существует также квантовое облако, содержащее один электрон.
Водород был первым элементом, образовавшимся после Большого взрыва. Материя, перегретая до экстремальных температур, состоящая из протонов, нейтронов, электронов и других элементарных частиц, постепенно охлаждается и конденсируется.
© bilimseldunya.com
Когда молодая Вселенная начала остывать, водород образовался в больших количествах. Снижение температуры позволило электронам соединиться с протонами и образовать первые молекулы водорода.
Современная космологическая модель показывает, что этот процесс начался всего через 1 секунду после Большого взрыва и продолжался около 3 минут. Невероятно, что такого короткого времени было достаточно для значительного охлаждения Вселенной.
Новорожденная Вселенная на 75% состояла из водорода и на 25% из гелия. В настоящее время ученые выделили еще несколько элементов из периодической таблицы, но их доля была крайне мала и достигала лишь одной тысячной процента.
Оказывается, строительный материал для звезд уже готов, но достаточно ли его? Оказалось, что молекулы еще должны быть достаточно уплотнены, чтобы гравитационные силы, возникающие между ними, могли запустить термоядерную реакцию.
Когда образовалась наша Вселенная, материя была удивительно равномерно распределена в пространстве, и, конечно, это водородное облако осталось бы нетронутым в бесконечной темноте, если бы не было квантовых флуктуаций (случайных колебаний любого размера).
Молекулярное облако
Иногда молекулярное облако также называют звездной колыбелью, и под этим термином подразумевают вид межзвездного облака, плотность и размер которого позволяют образовываться молекулам водорода.
Следы молекулярных облаков можно наблюдать и сегодня. Это космическое фоновое излучение или межзвездные облака, насыщенные водородом и гелием. В звездных колыбелях звезды начинают свой жизненный цикл, когда плотность газа достигает невероятно высоких значений.
Таким образом, плотность молекулярного облака увеличивается, а вместе с ней и температура. Молекулы начинают быстро вращаться. Плотность продолжает увеличиваться, как и вращение, и молекулы водорода начинают сталкиваться друг с другом, испуская в космос фотоны в инфракрасном спектре.
В какой-то момент молекулярное облако разрушается, но возникают центробежные силы, которые не дают окружающей материи «схлопнуться». Таким образом, формируется протопланетный диск, в котором в будущем, возможно, будут располагаться планеты.
Зарождение звезды
Газовому облаку требуется около 50 миллионов лет, чтобы сформировать протозвезду — шар плазмы, вращающийся с огромной скоростью. Молекулы водорода не выдерживают критической температуры и начинают распадаться, образуя отдельные атомы.
Некоторым протозвездам никогда не посчастливится эволюционировать в обычные звезды, поскольку температура в ядре недостаточно высока для поддержания термоядерного синтеза. Что происходит с этими объектами? Они пополняют ряды коричневых карликов, которые остывают и распадаются в течение нескольких сотен миллионов лет. Их масса относительно мала — от 1 до 10% от массы Солнца.
Если протозвезда все еще велика, процесс коллапса будет продолжаться. Внутренняя температура будет расти до тех пор, пока энергия атомов водорода не достигнет критической точки. Когда это происходит, запускается естественная термоядерная реакция. Плазменный шар начинает выделять тепло, коллапс прекращается, и все. Наш главный герой готов!
